Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/ao/old/specseminar/starformation_doklad.ps Дата изменения: Fri Nov 11 13:21:18 2005 Дата индексирования: Mon Oct 1 23:29:20 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: молодые звезды

Звездообразование
11 ноября 2005 г.
1 Введение
Звездообразование  процесс рождения звезд из галактического газа; исследование
звездообразования  одна из фундаментальных проблем современной астрофизи-
ки. Существование в Галактике несколько звездных населений (с определенными
физическими характеристиками, химическим составом и пространственным распре-
делением) теория объясняет непрекращающимся рождением звезд и изменением их
свойств со временем. Каждое население, каждое поколение звезд хранит следы тех
условий, которые имели место в период их рождения. Возрасты звезд и звездных
населений теснейшим образом связаны с их химическим составом.
В период, когда рождались первые звезды, протогалактическое газовое облако со-
стояло из водорода (ок. 75%) и гелия (ок. 25% по массе) и занимало, как считается,
примерно сферический объем. В конце эволюции звезды первого поколения обога-
щают межзвездный газ элементами более тяжелыми, чем водород и гелий. Поэтому
звезды, родившиеся позже, относительно богаче тяжелыми химическими элемента-
ми. Старые звезды (родившиеся вначале) относятся к сферической подсистеме Галак-
тики, для которой характерна сильная концентрация звезд к галактическому центру.
Более молодые звезды концентрируются к галактической плоскости, поскольку газ,
из которого они образовались, постепенно оседал к этой плоскости.
Самые молодые объекты Галактики располагаются в непосредственной близости
к галактической плоскости (и обладают небольшой (по сравнению с более старыми
популяциями) дисперсией скоростей. Все индикаторы возраста показывают, что звез-
ды в Галактике имеют возраст приблизительно от 15 млрд. лет (самые старые) до
100 тыс. лет и меньше. Иными словами, звездообразование происходит в Галактике и
сейчас. Об этом свидетельствует присутствие массивных и горячих (молодых) звезд
спектральных классов О и В во внутренних кромках галактических спиральных ру-
кавов (где концентрация газа и пыли повышена), существование мощных источников
ИК-излучения в межзвездных облаках водорода (ими могут быть молодые звезды
на стадии звезды-кокона) и др. факты. Возраст этих объектов порядка 10 5
- 10 7 лет,
т.е. крайне мал по сравнению с возрастом Галактики.
2 Межзвездная среда
Из чего же образуются звезды?
Разумеется из того, что находится в молодых звездных скоплениях. Наблюдения
показывают, что они погружены в большие массы межзвездного газа и пыли, либо
находятся вблизи от них.
1

Колыбелью же рождающихся звезд являются холодные молекулярные облака с
очень неоднородной внутренней структурой.
В газопылевых комплексах, в том числе и в которых образуются звезды, кон-
центрация газа и пыли в тысячи, и иногда и в миллионы раз больше, чем в пустом
межзвездном пространстве. Свойства такой среды очень разнообразны, но, как ока-
залось, для конденсации межзвездной среды в звезды важнее всего тепловой баланс
в среде.
2.1 Охлаждение и нагрев газа
Нагревается межзвездная среда при поглощении излучения звезд, столкновениях
частиц космических лучей и рентгеновских квантов с ее атомами, а охлаждается
благодаря собственному излучению.
Механизм охлаждения работает только благодаря чрезвычайной разреженности
межзвездной среды. Здесь энергия, переданная фотоном рекомбинированному элек-
трону, за счет редких столкновений между атомами и электронами имеет возмож-
ность навсегда уйти излучением из газового облака.
Особенностью этого механизма является то, что он работает как бы ступенька-
ми, что связано с дискретным строением уровней атомов. Поэтому, при достаточ-
но быстром гравитационном сжатии облака, в центральных областях рождающихся
звезд рост температуры может и не остановиться.
Температура межзвездной среды варьируется от 10K в облаках молекулярного
водорода до 10000K в областях ионизированного водорода.
2.2 Гравитационная неустойчивость
Межзвездная среда имеет очень неравномерную клочковатую структуру.
Далее мы будем рассматривать именно такой клочок.
Под действием гравитации и отчасти давления окружающей среды эта область
начнет сжиматься. В отличие от вещества обычных звезд при сжатии прозрачно-
го неионизованного облака HI давление не сможет противостоять гравитации, по-
скольку температура не будет повышаться за счет эффективной работы механизма
охлаждения.
Начальным толчком здесь будет джинсовская неустойчивость. Критерий неустой-
чивости Джинса следует из дисперсионного соотношения для волн плотности в од-
нородной среде.
# 2 = C 2
s k 2
- 4#G#,
где C s  скорость звука, k = 2#/#  волновое число, #  плотность вещества, # 
круговая частота волны. Отсюда сразу следует, что в однородной среде возмущения
с характерным размером
# > # J =
2#
k J
=
# #C s
# G#
оказываются неустойчивыми и начинают сжиматься.
Это же можно на пальцах вывести и другим способом, приравняв время свобод-
ного падения
2

t ff = # # R 3
8GM
# 1/2
= # 3#
32G#
# 1/2
#
1
# #G#
к характерному динамическому времени
t dyn =
R
C s
= R # ч
##T
,
где #  универсальная газовая постоянная, #  показатель адиабаты, ч  молеку-
лярный вес, n  концентрация атомов и молекул. Из чего следует
R J # # ##T
#чG#
# 1/2
= 5
# 1/2
ч
# T
n
# 1/2
M J # # ##T
чG
# 3/2
# -1/2 = 17
# 3/2
ч 2
# T 3
n
# 1/2
.
Среда неустойчива при # > # J , и M > M J .
Можно обобщить эти условия с учетом магнитного поля, вращения среды, ее вяз-
кости, теплопроводности и электропроводности. Но, как оказалось, в большинстве
случаев критерий неустойчивости Джинса слабо зависит от вариаций внешних усло-
вий.
Итак, предположим, что в силу гравитационной неустойчивости из первоначаль-
но однородной среды обособилась некоторая масса, при этом плотность вещества
внутри ее будет расти. Очевидно, что сжатие будет продолжаться, если в любой
момент масса сгущения будет удовлетворять условию Джинса. То есть при сжатии
температура должна расти не быстрее, чем n 1/3 .
Сначала газопылевой комплекс благодаря своей огромной массе начнет сжимать-
ся. Затем по мере повышения плотности при сжатии критерий неустойчивости станет
выполнимым и для меньших масс. В связи с этим облако начнет дробиться. Процесс
фрагментации может проходить неоднократно.
2.3 Влияние внешних и внутренних факторов на сжатие об-
лака
Наряду с отмеченной выше гравитационной неустойчивостью в большая роль при-
надлежит
. Фрагментации вследствие тепловой неустойчивости
. Заметную роль может играть также магнитное поле (см. Рэлея-Тейлора
неустойчивость). Магнитное поле вморожено в межзвездный газ. Поэтому при
сжатии газа магнитное поле возрастает. Этот процесс объясняет в общих чертах
происхождение магнитных полей звезд.
. Внешнее давление окружающей среды на облако может ускорить коллапс. Это
может быть в том случае, когда холодное облако HI окружено зоной HII. Для
коллапса при внешнем давлении достаточно 75% силы гравитации по сравне-
нию с коллапсом без внешнего давления.
3

. Рассмотренная выше картина сжатия и фрагментации может сильно меняться
при наличии фона звезд.
. Вращение облака может препятствовать сжатию газа к оси вращения.
3 Протозвезды
Пройдя стадию критической массы, облако продолжает сжиматься. Внутреннее дав-
ление при постоянной температуре играет все меньшую и меньшую роль. И сжатию
почти нечего не мешает. Можно сказать, что звезда спадает с ускорением свобод-
ного падения.
Можно прикинуть время сжатия, упрощенно предполагая, что звезда сжимается
с постоянным ускорением до точки. Ускорение силы тяжести на сферической поверх-
ности протозвезды равно
g = G
M
R 2
,
а по формулам механики
R =
gt 2
2
,
отсюда время сжатия протозвезды
t = # 2R 3
GM
=
1
# 2#
3 
#
.
Интересно, что спадание зависит только от начальной средней плотности. Можно
подставить в эту формулу значение радиуса с которого начинается сжатие. И после
подстановки чисел можно получить, что при температуре 50K протозвезда с массой
Солнца сожмется за двести тысяч лет (2 ћ 10 5 лет).
При сжатии протозвезда излучает энергию в ИКдиапазоне. Светимость, при
условии что примерно половина гравитационной энергии идет на излучение, можно
оценить так
L =
GM 2
2Rt
.
Понятно, что светимость будет максимальна, когда радиус уменьшится до минималь-
но возможного значения.
Гравитационная энергия идет на нагревание газа и пыли, и это тепло быстро из-
лучается. Но если выделится слишком много гравитационной энергии, то она может
и не успеть высветиться, тогда энергия пойдет на расплавление пыли, диссоциацию
молекул и ионизацию атомов. Образуется плазма, которая при низкой температу-
ре излучает плохо. Итак, быстрое спадание прекратится, как только гравитационная
энергия станет равной тепловой энергии, необходимой для превращения в плазму все-
го вещества протозвезды. Можно прикинуть радиус на этой стадии, если принять,что
I  энергия, необходимая для превращения в плазму одного грамма первоначального
вещества
R =
GM 2
IM
=
GM
I
.
Посчитав, получается, что протозвезда с массой, равной массе Солнца, спадет до
радиуса в 80R# .
4

В этот момент протозвезда испытывает вспышку светимости (L = 2 ћ 10 3 L# ),
которая, правда, длится не долго, всего несколько лет.
Далее светимость начнет падать, поскольку вещество становится непрозрачным,
но сжатие не прекратится и энергия будет уходить на нагрев недр. Здесь включается
конвекция, постепенно охватывая всю протозвезду. При этом в недрах температура
все время повышается, а на поверхности она мало меняется (около 3500K, это гранич-
ное условие известно из наблюдений маломассивных звезд, для которых характерно
наличие конвективной оболочки). В тот момент, когда достигается такая температу-
ра на поверхности, светимость испытывает второй максимум, поскольку конвекция
выносит на поверхность большую часть энергии.
В дальнейшем она будет падать, как и должна светимость при постоянной темпе-
ратуре поверхности и уменьшении радиуса. При этом сжатии быстро увеличивается
центральная температура.Наконец она достигает значения, на котором начинают
действовать термоядерные реакции. Когда термоядерные реакции начинают выра-
батывать столько энергии, сколько нужно для поддержания высокой температуры в
центре, звезда прекращает сжиматься и садится на главную последовательность.
Для примера покажу изменение радиуса протозвезды 1M# со временем. Для ил-
люстрации показаны радиусы орбит планет солнечной системы. Область быстрого
сжатия на этом рисунке соответствует периоду как раз перед вспышкой и продолжа-
ется всего около десятка лет. Более пологая часть  сжатие на конвективной стадии
эволюции протозвезды.
До сих пор мы рассматривали эволюцию протозвезд с массой порядка массы
Солнца. У протозвезд больших масс еще до перехода их на главную последователь-
ность и включения термоядерных реакций конвекционный перенос энергии сжатия
сменяется переносом путем излучения. Это связано с тем, что у массивных звезд
раньше происходит полная ионизация, что с одной стороны увеличивает показатель
адиабаты, а с другой стороны уменьшает непрозрачность. Поэтому при сжатии мас-
сивных протозвезд их "вертикальный спуск"по диаграмме спектрсветимость при
конвективном переносе заменяется горизонтальным перемещение при лучистом пе-
реносе энергии.
При сжатии "протосолнца"тоже образуется центральное лучистое ядро еще до
перехода звезды на ГП (при R = 2R# )
4 Наблюдения
Стадия протозвезды продолжается сравнительно недолго (у звезд с массой 1M# 
около 5 ћ 10 6 лет); кроме того, протозвезды окружены "коконом- плотной газо-
пылевой оболочкой, непрозрачной для видимого излучения. Все это чрезвычайно
затрудняет обнаружение и исследование процесса рождения звезд.
С развитием радио и ИКастрономии стало возможным заглянуть в "колы-
бель"звезды, т.к. газ и пыль в радио и ИКдиапазонах прозрачны. Обнаружено
множество областей звездообразования с ярчайшими короткоживущими Oзвездами.
Вокруг часто наблюдаются остатки газового облака, из которого сформировалось
скопление. Молодые звезды обнаруживают себя не только ионизацией окружающего
газа. Сквозь газопылевой кокон может проходить ИК-излучение как самой звезды,
так и пыли, которая, поглощая свет звезды, нагревается и переизлучает его в ИК
диапазоне.
5

Для иллюстрации покажу еще картинку. Диаграмма светимость  температу-
ра поверхности для звезд типа T Тельца (точки) из области звездообразования в
Туманности Ориона. Сплошной толстой линией обозначена начальная главная по-
следовательность. Тонкими линиями обозначены треки протозвезд различных масс.
Штрихованными линиями  положения протозвезд с радиусами 1, 3 и 10R# .
6